Kvasaari 3C 273

Dorrit Hoffleit kesäkuun 1961 AAVSO-kokouksessa, Nantucket, Massachusetts. (Luotto: M.W. Mayallin kokoelmasta, AAVSO:n arkistosta. Copyright 2005, AAVSO)

Avaruuskausi oli hyvässä vauhdissa vuonna 1963, ja tähtitiede kasvoi harppauksin. Radiotähtitieteessä edistyttiin nopeasti, ja aivan uusi röntgentähtitieteen ala avasi aivan uuden ikkunan maailmankaikkeuteen. Yksi vuoden 1963 suurista löydöistä oli mahdollisuus, että kvasaareiksi kutsutut kvasaarit olivat suurilla etäisyyksillä sijaitsevia extragalaktisia kohteita, jotka säteilevät uskomattomia määriä energiaa maailmankaikkeuden puolivälistä. Nature-lehdessä alkuvuodesta 1963 julkaistiin useita artikkeleita, joissa hyödynnettiin Neitsyessä sijaitsevan kvasitähtimäisen radiolähteen 3C 273:n sattumanvaraista kuunpeittoa kirkkaan radiolähteen optisen vastineen tarkkaan määrittämiseksi. He mittasivat punasiirtymän – maailmankaikkeuden laajenemisen aiheuttaman havaitun spektrin aallonpituuden siirtymän – ja havaitsivat, että 3C 273:n punasiirtymä oli huikeat 0,158, mikä sijoitti sen lähes kahden miljardin valovuoden päähän. Mutta jännittävämpiä uutisia oli vielä tulossa.

Harlan J. Smith, joka Dorrit Hoffleitin kanssa käytti Harvardin levypinoja 3C 273:n historiallisen käyttäytymisen tutkimiseen. (Credit: Ohio County Public Library, Wheeling, WV).

Kaksi artikkelia ilmestyi pian Nature-sarjan jälkeen, jotka osoittivat, että tämä kaukainen, kirkas kohde todella muuttui havaittavissa olevilla aikaskaaloilla. Sharov & Efremov (1963; IBVS #23) tarkisti Neuvostoliiton Sternberg-instituutin hallussa olevan pienen määrän valokuvauslevyjä ja totesi kohteen olevan muuttuva, mahdollisesti kuukausien pituisilla aikaskaaloilla. Tuohon aikaan oli käsittämätöntä, että kokonaisen galaksin verran kirkas kohde voi vaihdella näin lyhyellä aikavälillä, ja näitä kohteita ympäröivä mysteeri syveni. Samoihin aikoihin Harlan J. Smith ja AAVSO:n Dorrit Hoffleit käyttivät Harvard Collegen observatorion paljon suurempaa valokuvauslevykokoelmaa mitatakseen tämän kohteen valokäyrän edeltävien 80 vuoden ajalta. Heidän valokäyränsä, joka julkaistiin Nature-lehdessä, oli yhtä hämmästyttävä. Sen lisäksi, että havaittiin vuosien pituisia vaihteluita, Smith ja Hoffleit havaitsivat myös muutaman kymmenesosan suuruusluokan välähdyksiä, jotka kestivät kuukausia tai vähemmän. Olipa energialähde mikä tahansa, se oli selvästi pieni – ainakin alle muutaman valokuukauden mittainen!

Seuraavat havainnot näistä ja monista muista kohteista ovat paljastaneet paljon kvasaareista ja muunlaisista aktiivisista galaktisista ytimistä (AGN), joiden nyt tiedämme olevan maailmankaikkeutemme armoilla. 3C 273:n ”valtavaa” punasiirtymää pidetään nykyään arkipäiväisenä korkean punasiirtymän galaksien joukossa (jotka ulottuvat nyt punasiirtymiin 6 ja pidemmälle), mutta 3C 273:lla on edelleen ennätys maapallon taivaan kirkkaimpana kvasaarina. Sillä on erityinen asema myös muuttuvien ”tähtien” havaitsijoiden keskuudessa. American Association of Variable Star Observers -järjestön havaitsijat ovat seuranneet 3C 273:aa 1960-luvun puolivälistä lähtien, ja teidän työnne on antanut selkeän kuvan tämän kohteen kiehtovasta käyttäytymisestä viimeisten 40 vuoden aikana.

Kvasaarit

Kvasaarien, kuten kaikkien aktiivisten galaktisten ytimien, uskotaan nykyään olevan supermassiivisten mustien aukkojen ilmentymiä kaukaisten galaksien keskuksissa. Nämä mustat aukot, joista joidenkin massa on yli miljardi (109) auringon massaa, vaanivat isäntägalaksiensa gravitaatiopotentiaalikaivojen keskuksissa. Niiden akkrektiokiekot, jotka koostuvat tähtienvälisestä kaasusta, pölystä ja jopa kokonaisista tähdistä, kuumenevat erittäin suuriin energioihin ja säteilevät radiosta röntgensäteilyyn.

Kuvataiteilijan esitys astrofyysisten suihkujen ehdotetusta syntymekanismista. Pyörivän mustan aukon magneettikenttäviivat vetävät mukaansa ainetta akkrektiokiekosta ja heittävät sitä kohtisuoraan kiekkoon nähden lähes valonnopeudella. Nämä relativistiset hiukkaset tuottavat valoa lähes kaikilla aallonpituuksilla. (Luotto: NASA, & Ann Field, STScI)

Lähellä mustaa aukkoa tilanne muuttuu vielä vilkkaammaksi. AGN:ien keskusmoottorit voivat muodostaa kollimoituja materiaalisuihkuja, joissa hiukkaset kiihtyvät lähes valonnopeuteen, todennäköisesti itse mustan aukon magneettikentän vaikutuksesta. Nämä hiukkaset – elektronit, protonit ja raskaammat atomiytimet – törmäävät galaktisiin ja ekstragalaktisiin magneettikenttiin sekä tähtien väliseen ja intergalaktiseen väliaineeseen, ja ne voivat tuottaa säteilyä lähes kaikilla valon aallonpituuksilla. Osa säteilystä on synkrotroniemissiota, jota ultrarelativistiset elektronit tuottavat kierrellessään kohtaamiensa magneettikenttäviivojen ympärillä. Synkrotronisäteily on vastuussa näiden kohteiden radiosäteilystä, mutta se voi tuottaa optista – ja jopa röntgensäteilyä – voimakkaimmissa suihkuissa. Suurenergistä röntgensäteilyä ja jopa gammasäteilyä syntyy suihkuissa myös kaksivaiheisessa prosessissa, jota kutsutaan synkrotroni-self Compton -emissioksi. Tässä prosessissa suihkujen emittoima matalamman energian synkrotronivalo hajoaa käänteisesti Compton-sironnassa samaan relativististen elektronien säteen, joka synnytti ne. Kun näin tapahtuu, fotonit saavat valtavasti lisää energiaa elektronien kustannuksella, jolloin syntyy röntgen- ja gammasäteilyä. Voimme usein nähdä radiosuihkuja AGN:issä, vaikka ne eivät olisikaan samassa linjassa näköyhteytemme kanssa, mutta tavallisesti korkeimman energian röntgen- ja gammasäteilyn havaitsemiseksi meidän on katsottava ”suoraan suihkun piippuun”.

Hubble-avaruusteleskoopin kuva M 87:n ytimestä ja sisäisestä optisesta suihkusta. Optisessa valossa jet on muutaman kiloparaskin kokoinen, mutta radiovalossa jet on satojen kiloparaskien kokoinen, paljon laajempi kuin itse optinen galaksi. (Credit: NASA & the Space Telescope Science Institute)

Monet AGN:ien ja kvasaarien spektri- ja käyttäytymisominaisuudet riippuvat siitä, mistä suunnasta katselemme keskusmoottoria ja suihkua (jos sellainen on). Uskotaan, että AGN:t ovat sitä kirkkaampia, mitä tarkemmin suihku on suunnattu suuntaamme, ja että kvasaareja katsotaan lähes suoraan. Tapauksissa, joissa suihku on lähes täsmälleen näköyhteytemme suuntainen, näemme äärimmäisimmän esimerkin AGN:stä – blazarin. Blazarit (nimi on yhdistelmä sanoista BL Lac-objekti ja kvasaari) tunnetaan gammasäteilystään, enimmäkseen piirteettömästä optisesta spektristään ja nopeasta optisesta vaihtelustaan. 3C 273 oli ensimmäinen kvasaari, josta havaittiin gammasäteilyä (vuonna 1976 eurooppalaisella COS-B-satelliitilla), vaikka suihkut eivät olekaan aivan täydellisessä linjassa kanssamme. 3C 273:n katsotaan kuuluvan blazar-perheeseen sen gammasäteilyn ja vaihtelun vuoksi. Sillä on kuitenkin myös joitakin spektriviivapiirteitä, kuten vedyn emissioviivoja optisessa ja rautaviivoja röntgensäteilyssä. 3C 273:n valo on todennäköisesti yhdistelmä akkrektiokiekosta ja kirkkaasta suihkusta peräisin olevaa säteilyä.

HST-kuva 3C 273:sta, jossa näkyy suihkun hienojakoinen rakenne. Kirkkaat solmut suihkun sisällä ovat shokkeja – kohtia, joissa suihkumateriaali ajautuu ”ruuhkaan” ja hidastuu, jolloin energiaa vapautuu. (Luotto: NASA & J. Bahcall, Institute for Advanced Study)

Monissa tapauksissa kvasaarien ja muiden AGN:ien suihkut ilmenevät kirkkaina, pitkittyneinä radiogalakseina, joissa on pörröisiä radiosäteilyn lohkoja, jotka levittäytyvät keskeisen moottorin molemmin puolin. Nämä radiosuihkut ja -lohkot voivat joskus ulottua satojen kiloparsekkien päähän keskusgalaksista. Useimmissa AGN:issä näemme nämä suihkut vain radiovalossa, mutta periaatteessa suihkut voivat tuottaa synkrotroniemissiota millä tahansa aallonpituudella, kunhan suihkun kiihdyttämillä hiukkasilla on riittävän korkea energia – mitä korkeampi elektronien energia, sitä korkeampi fotonien energia saadaan ulos. Muutamissa erityisen energisissä järjestelmissä voimme nähdä mustan aukon lähettämät suihkut lähes kaikilla aallonpituuksilla. Yksi kuuluisa esimerkki on jättimäisen elliptisen galaksin Virgo A eli M 87:n suihku. Pieni optinen suihku lähellä tämän galaksin ydintä havaittiin 1900-luvun alussa, ja nyt tämän aktiivisen galaksin radio- ja röntgenhavainnot osoittavat, että suihku esiintyy myös näillä aallonpituuksilla.

Toinen merkittävä esimerkki tästä on kauden muuttuva ”tähtemme” 3C 273. Bev Oke ja Maarten Schmidt (1963; AJ 68, 288) havaitsivat ”viereisen ohuen wispin tai jetin” olemassaolon. Se näkyy heikosti tämän kvasaarin Digital Sky Survey -kuvissa, jotka on suunnattu suoraan poispäin keskuslähteestä lounaaseen. Suihku on täysin samassa linjassa 3C 273:n radiosuihkun kanssa, ja sen uskotaan olevan saman lähteen synkrotroniemissiota. Suurenerginen säteily tulee enimmäkseen suihkun solmuista, joissa suihku kokee iskuja törmätessään keskusmoottoria ympäröivään kaasuun.

Yksän kaariminuutin levyisiä kuvia 3C 273:sta; vas: Blue Digital Sky Survey 2, oikealla: VLA FIRST -radiotutkimus. Optisessa kuvassa punainen rengas on keskitetty optiseen suihkuun, joka osoittaa suoraan poispäin keskuslähteestä lounaaseen. Radiosuihku on täysin samassa linjassa optisen kanssa, mikä osoittaa, että ne ovat syntyneet samassa prosessissa. Bev Oke ja Maarten Schmidt havaitsivat optisen suihkun ensimmäisen kerran vuonna 1963, ja sitä voidaan kuvata syvällä valotuksella suurilla amatööriteleskoopeilla. (Kuvat: Kalifornian teknologiainstituutti (California Institute of Technology) on valmistanut DSS2-kuvan NSF:n, NASAn, National Geographic Societyn, Sloanin ja Samuel Oschinin säätiöiden sekä Eastman Kodak Corporationin rahoituksella. VLA FIRST -kuvan tekijänoikeus 1994, Kalifornian yliopisto.)

Observing 3C 273

Kvasaari 3C 273 on pistemäinen lähde noin magnitudilla 12,7 Neitsyen tähdistössä (J2000 RA:12 29 06.7, Dec:+02 03 08.6), ja AAVSO:n kartastotiedot ovat saatavilla täällä. AAVSO-havaitsija Thomas Cragg (CR) teki ensimmäisen näköhavainnon 3C 273:sta 9. helmikuuta 1964 (mvis=12,9), ja monet muut AAVSO-yhteisön jäsenet ovat seuranneet tätä lähdettä innokkaasti viimeisten 40 vuoden aikana. 3C 273:n pitkäaikainen valokäyrä on auttanut kvasaariteoreetikkoja ymmärtämään näiden kohteiden käyttäytymistä, ja haluamme kipeästi, että visuaalinen yhteisö jatkaa hyvää työtä! Kuten monien tähtitieteellisten kohteiden kohdalla, kvasaarien valokäyrät ovat sitä arvokkaampia, mitä pidemmäksi ne venyvät, ja visuaaliset havaintonne ovat antaneet merkittävän panoksen näiden jännittävien kohteiden tieteeseen.

Olemme liittäneet mukaan visuaalisen valokäyrän, joka on keskiarvoistettu yhden vuoden välein selkeyden vuoksi ja joka osoittaa 3C 273:n käyttäytymisen viimeisten 40 vuoden aikana. Kvasaari vaihtelee muutamalla magnitudin kymmenyksellä koko alueellaan, ja nämä vaihtelut tapahtuvat vähintään vuoden pituisilla aikaskaaloilla. Aiemmat työt, kuten Smithin ja Hoffleitin työ, osoittivat, että vaihtelua voi esiintyä jopa kuukausien aikaskaalalla; AAVSO:n visuaalinen valokäyrä antaa viitteitä näistä vaihteluista ajoittain suurten vuosittaisten muutosten vuoksi, joilla voi olla lyhyemmän aikavälin rakenne. Vaihtelualueen maksimikoko määritellään ajanjaksona, jonka valo kulkee vaihtelun aikana – tässä tapauksessa korkeintaan muutama valokuukausi. Tämä osoittaa, että 3C 273:n (ja itse asiassa kaikkien kvasaarien) keskusmoottori on pieni, halkaisijaltaan paljon alle yhden parsekin.

Kautemme muuttuva tähti on myös mielenkiintoinen kohde AAVSO:n kasvavalle spektroskopistien yhteisölle. Kuten kaikilla kvasaareilla, 3C 273:lla on suhteellisen tasainen jatkumo, mikä kertoo jatkumolähteen korkeasta lämpötilasta. Kuten useimmissa kvasaareissa (mutta toisin kuin monissa blazareissa!) myös 3C 273:n spektrissä on emissioviivoja, joista kirkkaimmat ovat vedyn Balmer-viivoja; H-α:n ja H-β:n lepotilan aallonpituudet ovat 6563Å ja 4862Å. Keskipitkän resoluution spektrografilla voi helposti havaita nämä kaksi piirrettä. Osa H-α-viivan leveydestä johtuu typen kiellettyjen viivojen sekoittumisesta, mutta yleisesti ottaen leveät viivat johtuvat akkrektiokiekon nopeasta pyörimisestä keskeisen mustan aukon ympärillä.

Jos mittaat 3C 273:n spektriä, et tietenkään löydä näitä viivoja niiden lepotilan aallonpituuksilla! Yksi tärkeimmistä löydöistä 3C 273:sta vuonna 1963 oli, että se oli korkealla punasiirtymällä, mikä tarkoittaa, että viivat ovat siirtyneet kohti punaisempia aallonpituuksia maailmankaikkeuden Hubble-laajenemisen vuoksi. Punasiirtymä määritetään kaavalla

missä λ ja λ0 ovat spektrissä havaitun viivan mitatut ja lepokehyksen aallonpituudet. Jos voit ottaa 3C 273:n spektrin, yritä itse mitata viivojen sijainnit. Minkä punasiirtymän saat? Kuten visuaalisessa havainnoinnissa, yritä mitata sitä, mitä näet, et sitä, mitä ”tiedät” oikean vastauksen olevan!

Viimeiseksi AAVSO toivoo, että myös CCD-havaitsijamme osallistuisivat taivaamme kirkkaimman kvasaarin havaintoihin! 3C 273 on osa Global Telescope Network (GTN) Blazar-seurantaohjelmaa, ja GTN:n havainnointiyhteisö on tehnyt loistavaa työtä seuratessaan muita ohjelmaan kuuluvia blazareja, kuten BL Lac, Markarian 421 ja Markarian 501. CCD-kaavio 3C 273:sta on saatavilla täällä, ja olisimme iloisia, jos CCD-havaitsijat tekisivät havaintoja kuukausittain, viikoittain tai jopa päivittäin! Kuten muidenkin GTN-ohjelman blazareiden kohdalla, aikasarjahavaintoja vähintään yhtenä yönä kuukaudessa suositellaan, samoin kuin V- ja/tai IC-suotimien käyttöä. Vaikka monien vuosien fotometria ei ole vielä paljastanut 3C 273:n nopeita vaihteluita, kuten ne, joita nähdään todellisissa blazareissa, tämä kohde on vuosien varrella osoittanut muutamia viitteitä leimahtavasta käyttäytymisestä, ja ehkäpä sinä voisit olla se, joka havaitsee tällaisen tapahtuman alkamisen!

Kauden muuttuva ”tähtemme” – kvasaari 3C 273 Neitsyessä – tarjoaa jotakin koko havaintoyhteisöllemme, visuaaliselle ja CCD:lle, pohjoiselle ja eteläiselle. Maapallon taivaan kirkkain kvasaari antaa sinulle mahdollisuuden katsoa kauas maailmankaikkeuteen ja ajassa taaksepäin ja tarkastella yhtä maailmankaikkeutemme energisimmistä objektiluokista.

• Cominsky, L.R. et al., 2004, ”The GTN-AAVSO Blazar Program,” presented at the 8th High Energy Astrophysics Division meeting of the American Astronomical Society, September 2004
• Edge, D.O. et al., 1959, ”A Survey of Radio Sources at a Frequency of 159 Mc/s” , Memoirs of the Royal Astronomical Society 68, 37
• Oke, J.B., 1963, ”Absolute Energy Distribution in the Optical Spectrum of 3C 273,” Nature 197, 1040
• Oke, J.B. & Schmidt, M., 1963, ”Optical Observations of the Radio Source 3C 273,” Astronomical Journal 68, 289
• Peterson, B.M., 1997, An Introduction to Active Galactic Nuclei (New York: Cambridge University Press)
• Schmidt, M., 1963, ”3C 273: a star-like object with large red-shift,” Nature 197, 1040
• Sharov, A.S. & Efremov, Yu.N., 1963, ”On the Light Variability of the Object Identified with the Radio Source 3C 273,” IBVS 23,1
• Smith, H.J. & Hoffleit, D., 1963, ”Light Variations in the Superluminous Radio Galaxy 3C 273,” Nature 198, 650

Lisälukemista:

• Getting Started with Blazars
• The AAVSO High Energy Network Blazar homepage
• An Amateur Survey With Professional Results (pdf-tiedosto) by Aaron Price (AAVSO) et al.
• Quasars and Active Galactic Nuclei by William Keel, University of Alabama
• AAVSO Charts
• The Global Telescope Network homepage at Sonoma State University
• NASAn Imagine the Universe! sivu aktiivisista galakseista ja kvasaareista
• AAVSO:n kauden muuttuvat tähdet: BL Lacertae ja Markarian 421

Tämän kevään kauden muuttuvan tähden on laatinut tohtori Matthew Templeton, AAVSO.